УДК 524.37
ПЕРЕМЕННОСТЬ И БЫСТРАЯ ЭВОЛЮЦИЯ ПРОТОПЛАНЕТАРНОГО ОБЪЕКТА IRAS 18 062+2410=V886 Her
© 2007 г. В. П. Архипова*, В. Ф. Есипов, Н. П. Иконникова, Г. В. Комиссарова, Р. И. Носкова
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва
Поступила в редакцию 03.04.2007 г.
Представлены результаты многолетних фотометрических и спектральных наблюдений высокоширотного B-сверхгиганта с ИК-избытком — протопланетарной туманности IRAS 18062+2410. UBV-наблюдения в 2000—2006 гг. подтвердили обнаруженную нами ранее быструю нерегулярную переменность блеска звезды с максимальной амплитудой до 0™4 в V-лучах. Показатели цвета B—V и U—B меняются с амплитудами до 0" 10 и 0""25 соответственно и не отслеживают четкой корреляции с блеском. ПЗС-наблюдения в фильтре V за 11 ночей в 2006 г. выявили тренды блеска в течение ночи. Характер переменности IRAS 18 062+2410 сходен с изменениями блеска других горячих post-AGB объектов и некоторых ядер молодых планетарных туманностей. Предполагается, что причиной переменности этих звезд могут быть пульсации и переменный звездный ветер. Кроме быстрой переменности, за 12 лет наблюдений выявлено систематическое падение среднего блеска IRAS 18062+2410, которое может быть связано с увеличением температуры звезды при постоянной светимости в результате ее эволюции. Спектральные наблюдения с низким разрешением показали систематический рост эквивалентных ширин эмиссионных линий Ha, Hp, [NII] А6584 A, OI A8446 A, [OII] A7320—7330 A. Изменения в эмиссионном спектре звезды вызваны, по-видимому, возрастанием степени ионизации газовой оболочки вследствие увеличения температуры ионизующей звезды. Фотометрические и спектральные наблюдения IRAS 18062+2410 подтверждают выдвинутые ранее предположения о крайне быстрой эволюции звезды к области планетарных туманностей. Ключевые слова: звезды — строение и эволюция, сверхгиганты на стадии постасимптотической ветви, спектральные и фотометрические наблюдения, планетарные туманности, эволюция.
VARIABILITY AND RAPID EVOLUTION OF THE PROTOPLANETARY OBJECT IRAS 18 062+2410=V886 Her, by V. P. Arkhipova, V. F. Esipov, N. P. Ikonnikova, G. V. Komissarova, and R. I. Noskova. We present our long-term photometric and spectroscopic observations of a high-latitude B supergiant with an infrared excess — the protoplanetary nebula IRAS 18062+2410. Our UBV observations in 2000—2006 have confirmed the rapid irregular photometric variability of the star with a maximum amplitude as high as 0"4 in V that we found previously. The B—V and U—B color indices vary with amplitudes as high as 0"" 10 and 0""25, respectively, and show no clear correlation with the brightness. Our V-band CCD observations on 11 nights in 2006 have revealed brightness trends during the night. The variability of IRAS 18 062+2410 is similar in pattern to the light variations in other hot post-AGB objects and some of the nuclei of young planetary nebulae. We assume that pulsations and a variable stellar wind can be responsible for the variability of these stars. In addition to the rapid variability, our 12-year-long observations have revealed a systematic decline in the mean brightness of IRAS 18 062+2410. This may be related to an increase in the temperature of the star at constant luminosity as a result of its evolution. Low-resolution spectroscopic observations have shown a systematic increase in the equivalent widths of the Ha, Hp, [NII] A6584 A, OI A8446 A, and [OII] A7320-7330 A emission lines. The changes in the star's emission line spectrum are probably caused by an increase in the degree of ionization of the gaseous envelope due to a rise in the temperature of the ionizing star. Our photometric and spectroscopic observations of IRAS 18062+2410 confirm the previously made assumptions that the star evolves very rapidly to the region of planetary nebulae.
PACS numbers: 95.85.Kr; 97.30.Eh; 98.58.Li
Key words: stars — structure and evolution, post-AGB supergiants, spectroscopic and photometric observations, planetary nebulae, evolution.
ВВЕДЕНИЕ
Согласно теории эволюции звезд средней массы (1—8M©) продолжительность постасимптотической (post-AGB) стадии зависит от начальной массы звезды, истории потери массы звездой на асимптотической ветви гигантов и массы ядра будущей планетарной туманности. Блекер (1995) показал, что при определенном наборе этих параметров существует возможность очень быстрой (менее 1000 лет) эволюции звезды после прекращения крупномасштабной потери массы на AGB до начала стадии планетарной туманности.
Среди протопланетарных объектов — будущих планетарных туманностей — есть несколько звезд, эволюция которых происходит стремительно в астрономическом масштабе. Так, считается, что SAO 244567 за 20 лет прошла путь от звезды B1 —B2 с эмиссионными линиями водорода в спектре до центральной звезды планетарной туманности с температурой выше 40000 К (Партасарати и др., 1995).
Другой такой объект — BD+24°3337 = = HDE 341617= SAO 085766 (а = 18h08m20s + + 24° 10'43" (2000); l = 50°7, b = +19°8) - оптический компонент ИК-источника IRAS 18 062+ +2410 — показал изменение спектра от A5 в эпоху HDE до B1IIe в настоящее время и ослабление блеска на <~3™0 за последние 150 лет (Архипова и др., 1999).
Впервые IRAS 18 062+2410 был выделен как кандидат в звезды post-AGB ветви Фоль-ком и Квоком (1989) по показателям цвета в IRAS-диапазоне. Дальнейшие исследования этой звезды дали другие подтверждения ее post-AGB природы. Определение химического состава IRAS 18 062+2410 по спектрам высокого разрешения (Партасарати и др., 2000; Аррелано Ферро и др., 2001; Муней и др., 2002) выявило пониженное по сравнению с солнечным содержание C, N и O, характерное для горячих post-AGB объектов и молодых планетарных туманностей, находящихся на высоких галактических широтах (Напивотский и др., 1994). Определение физических параметров звезды в приближении локального термодинамического равновесия приводит к эффективной температуре звезды 22 000—23 000 K и lg g = = 2.6—3.0 (Партасарати и др., 2000; Аррелано Ферро и др., 2001; Муней и др., 2002). Эти значения помещают звезду на диаграмме lg Teg— lg g в область, занимаемую другими горячими кандидатами в протопланетарные объекты, среди которых IRAS 18062+2410 попадает на трек более массивных ядер с M = 0.644M® (Гауба, Партаса-рати, 2003). При нарушении условий локального термодинамического равновесия получаются более низкие значения Teg = 20 750 K и lg g = 2.35 и,
соответственно, более высокая масса ядра M = = 0.846M© (Райенс и др., 2003).
Линейчатый спектр IRAS 18062+2410 состоит из двух составляющих: абсорбционного спектра горячего сверхгиганта раннего класса В и наложенного на него эмиссионного спектра оболочки. Эмиссионный спектр представлен линиями HI, HeI, OI, NI, SiII, запрещенными линиями [NII], [SII], [OI], типичными для спектра планетарной туманности, а также многочисленными разрешенными и запрещенными линиями металлов. Степень ионизации оболочки еще низка, и линии [OIII] отсутствуют (Архипова и др., 1999, 2001а). Парта-сарати и др. (2000) определили параметры газовой оболочки: Te = 10 000 ± 500 K и Ne = 2.5 х 104 ± ± 100 см"3.
UBV-наблюдения выявили быструю от ночи к ночи переменность блеска звезды во всех лучах с примерно равными амплитудами (Архипова и др., 1996, 1999, 2001а). По результатам наших наблюдений звезда была обозначена как V886 Her в 73 Списке переменных звезд (Казаровец, Са-мусь, 1997). Переменность звезды обнаружена в УФ-диапазоне по наблюдениям с IUE (Гауба, Партасарати, 2003). Звезда претерпевает значительные изменения блеска и в ближней ИК-области: в K-лучах блеск упал с 10?21 в 1987 г. (Лауренс, 1990) до 11"?234 в 1997 г. (Кутри и др., 2003). Следует обратить внимание и на изменение показателей цвета J—H и H—K. По данным Гарсиа-Ларио и др. (1997) в апреле 1990 г. звезда имела J—H = 0.25 и H-K = 0.13, а в марте 1997 г.: J-H = 0.034 и H-K = 0.093 (Кутри и др., 2003). Поголубение звезды может быть связано с изменением величины околозвездного поглощения света, доля которого в полном поглощении света для IRAS 18062+2410 значительна.
Настоящая работа посвящена изучению и уточнению характера и причин фотометрической переменности звезды. Приводятся также новые аргументы в пользу быстрой эволюции протопланетар-ной туманности, основанные на наших многолетних однородных фотометрических и спектральных наблюдениях.
ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ IRAS 18062+2410
UBV-наблюдения IRAS 18062+2410
Результаты UBV-наблюдений звезды в 1995—1999 гг. и данные о звезде сравнения опубликованы в серии работ Архиповой и др. (1996, 1999, 2001а). В 2000-2006 гг. продолжились фотометрические наблюдения звезды в Крымской лаборатории ГАИШ с помощью 60-см рефлектора Цейс-1 с UBV-фотометром в системе, близкой к
-0.8 -0.7 -0.6 -0.1 0 0.1
50000 51000 52000 53000 54000
JD 2400000+
Рис. 1. Кривые блеска IRAS 18 062+2410 в V-фильтре и показателей цвета B—V и U—B в 1995—2006 гг.
стандартной системе Джонсона. Точность наблюдений оценивается нами в 0"01. На расстоянии -12" к северо-востоку от IRAS 18 062+2410 имеется слабый спутник, V-величину которого
0 0.02 0.04 0.06 0.08 0.10
B-V
11.3
11.4
11.5
11.6
11.7
11.8
1 1 1 1 1 1 • • 1 1 1996 г.
-
. • S'«*; • • • - • • • у •
• * .
1 1 1 1 1 1 1 1
-0.80 -0.76 -0.72 -0.68 -0.64 U-B
мы оценили при ПЗС-наблюдениях: Vsat = 15г!г3. Наблюдения проводились с диафрагмой 27", при этом вклад спутника в суммарное излучение в V-лучах составляет около 4%. Поправка за вклад спутника не вносилась.
В настоящей работе приводятся наблюдения IRAS 18062+2410 в 2000-2006 гг. в инструментальной системе, близкой к стандартной системе UBV (табл. 11), и анализируются наблюдения за весь 12-летний период.
Всего за 12 лет нами получено свыше 480 оценок блеска звезды. На рис. 1 показаны кривые блеска в V-лучах и показателей цвета B—V и U—B с 1995 г. по 2006 г. Блеск звезды претерпевает быстрые нерегулярные изменения от ночи к ночи с максимальной амплитудой внутри сезона до 0Г}4 во всех трех фильтрах. Показатели цвета U—B и B—V
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.